Йота Андромеди
  Місцезнаходження ι Андромеди (обведено) | |
| Дані спостереження Епоха J2000 | |
|---|---|
| Сузір’я | Андромеда |
| Пряме піднесення | 23г 38х 08.20130с[1] |
| Схилення | +43° 16′ 05.0649″[1] |
| Видима зоряна величина (V) | +4.29[2] |
| Характеристики | |
| Спектральний клас | B8 V[3][4] |
| Показник кольору (B−V) | –0.11[5] |
| Показник кольору (U−B) | –0.29[5] |
| Тип змінності | constant[6] |
| Астрометрія | |
| Променева швидкість (Rv) | –0.5[2] км/c |
| Власний рух (μ) | Пр.сх.: +27.64[1] мас/р Схил.: -1.02[1] мас/р |
| Паралакс (π) | 6.53 ± 0.16 мас[1] |
| Відстань | 500 ± 10 св. р. (153 ± 4 пк) |
| Абсолютна зоряна величина (MV) |
−1.63[7] |
| Фізичні характеристики | |
| Маса | 3.1 M☉[4] 3.98±0.06[8] M☉ |
| Радіус | 4.6[9] R☉ |
| Світність | 638[7] L☉ |
| Ефективна температура | 12,620[10] K |
| Обертальна швидкість (v sin i) | 70[11] км/с |
| Інші позначення | |
| Посилання | |
| SIMBAD | дані для iot+And |
Йота Андромеди (ι Андромеди) — одиночна[13] зірка в північній області сузір’ї Андромеди. Має позначення Флемстида 17 Андромеди, тоді як Йота Андромеда є позначення Байєра як латинізоване від ι Андромеди. Цей об’єкт видно неозброєним оком вночі як слабку зірку блакитно-білого відтінку з видимою зоряною величиною +4,29.[2] Згідно з вимірюваннями паралакса, розташована на відстані приблизно 500 світлових років від Сонця.[1]
Цей об’єкт є зіркою головної послідовності типу B із зоряною класифікацією B8 V. Це одна з найменш змінних зірок, які спостерігалися під час місії Гіппаркос.[6] Вік зірки становить 116[4] мільйонів років, має масу в 3,1[4] рази більшу за масу Сонця, і обертається з прогнозованою швидкістю обертання 70 км/с.[11] Випромінює свою фотосферу в 638[7] разів більшу за світність Сонця при ефективній температурі 12 620 К.[10] Зірка дещо бідна металами, хоча вміст гелію близький до сонячного. Останнє виключає її з класу пекулярних зірок[6]. Йота Андромеди є кандидатом на залишковий диск, демонструючи надлишок інфрачервоного випромінювання на довжині хвилі 18 мкм.[14]
- ↑ а б в г д е van Leeuwen, F. (November 2007), Validation of the new Hipparcos reduction, Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653—664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357, S2CID 18759600
- ↑ а б в Wielen, R. та ін. (1999), Sixth Catalogue of Fundamental Stars (FK6). Part I. Basic fundamental stars with direct solutions, Veroeffentlichungen des Astronomischen Rechen-Instituts Heidelberg, Astronomisches Rechen-Institut Heidelberg, 35 (35): 1, Bibcode:1999VeARI..35....1W.
- ↑ Crawford, David L. (September 1958), Two-Dimensional Spectral Classification by Narrow-Band Photometry for B Stats in Clusters and Associations, Astrophysical Journal, 128: 185, Bibcode:1958ApJ...128..185C, doi:10.1086/146536.
- ↑ а б в г Gullikson, Kevin та ін. (2016), The Close Companion Mass-ratio Distribution of Intermediate-mass Stars, The Astronomical Journal, 152 (2): 40, arXiv:1604.06456, Bibcode:2016AJ....152...40G, doi:10.3847/0004-6256/152/2/40, S2CID 119179065.
- ↑ а б Johnson, H. L. та ін. (1966), UBVRIJKL photometry of the bright stars, Communications of the Lunar and Planetary Laboratory, 4 (99): 99, Bibcode:1966CoLPL...4...99J.
- ↑ а б в Kocer, D. та ін. (August 2003), Elemental abundance analyses with DAO spectrograms. XXVII. The superficially normal stars theta And (A2 IV), epsilon Del (B6 III), epsilon Aqr (A1.5 V), and iota And (B9 V), Astronomy and Astrophysics, 406 (3): 975—980, Bibcode:2003A&A...406..975K, doi:10.1051/0004-6361:20030620
- ↑ а б в Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), XHIP: An extended hipparcos compilation, Astronomy Letters, 38 (5): 331, arXiv:1108.4971, Bibcode:2012AstL...38..331A, doi:10.1134/S1063773712050015, S2CID 119257644.
- ↑ Zorec, J.; Royer, F. (2012), Rotational velocities of A-type stars. IV. Evolution of rotational velocities, Astronomy & Astrophysics, 537: A120, arXiv:1201.2052, Bibcode:2012A&A...537A.120Z, doi:10.1051/0004-6361/201117691, S2CID 55586789.
- ↑ Underhill, A. B.; Divan, L.; Prevot-Burnichon, M. -L.; Doazan, V. (November 1979), Effective temperatures, angular diameters, distances and linear radii for 160 O and B stars., Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 189 (3): 601—605, Bibcode:1979MNRAS.189..601U, doi:10.1093/mnras/189.3.601.
- ↑ а б Zorec, J. та ін. (July 2009), Fundamental parameters of B supergiants from the BCD system. I. Calibration of the (λ_1, D) parameters into Teff, Astronomy and Astrophysics, 501 (1): 297—320, arXiv:0903.5134, Bibcode:2009A&A...501..297Z, doi:10.1051/0004-6361/200811147, S2CID 14969137.
- ↑ а б Abt, Helmut A. та ін. (July 2002), Rotational Velocities of B Stars, The Astrophysical Journal, 573 (1): 359—365, Bibcode:2002ApJ...573..359A, doi:10.1086/340590.
- ↑ iot And. SIMBAD. Страсбурзький центр астрономічних даних. Процитовано 1 червня 2021.
- ↑ Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (September 2008), A catalogue of multiplicity among bright stellar systems, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 389 (2): 869—879, arXiv:0806.2878, Bibcode:2008MNRAS.389..869E, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x, S2CID 14878976.
- ↑ Ishihara, Daisuke та ін. (May 2017), Faint warm debris disks around nearby bright stars explored by AKARI and IRSF, Astronomy & Astrophysics, 601: 18, arXiv:1608.04480, Bibcode:2017A&A...601A..72I, doi:10.1051/0004-6361/201526215, S2CID 55234482, A72.
|
Це незавершена стаття про зорю. Ви можете допомогти проєкту, виправивши або дописавши її. |